TE MUR

peut connaître que celui dos couches du sol jusqu'aux profondeurs où a permis d'atteindre l'exploitation minière. Pour en conclure la densité moyenne de la Terre, il a fallu employer des méthodes qui ne peuvent être exposées ici : les unes sont fondées sur la déviation que produit l'attraction d'une masse montagneuse sur un fil à plomb qu'on porte successivement au nord ou au sud de la montagne ; les autres sur la différence entre le nombre des oscillations qu'effectue un pendule de longueur invariable, si on le porte du pied d'une montagne au sommet, ou du niveau du sol au fond d'un puits de mines. Les diverses expériences faites à différentes reprises par cos méthodes et par d'autres encore, s'accordent à donner le nombre 5.56 comme représentant la densité moyenne du globe terrestre, celle de l'eau étant prise pour unité.

11 resuite de là que si l'on pesait, parties par parties, toute la matière dont se compose la Terre et qu'on additionnât tous ces résultats partiels, on trouverait environ six millions de milliards de tonnes de mille kilogrammes. Nous avons vu à l'article Soleil que ce dernier corps pèse 325 UOO fois autant que la Terre.

Un autre élément important de la constitution physique de notre globe, c'est sa température. Trois sources principales concourent à donner a la Terre la chaleur d'où résulte sa température : c'est, en premier lieu, celle que le Soleil rayonne incessamment dans l'espace; puis vient celle de l'espace même, c'est-à-dire celle qui provient du rayonnement de tout le reste de l'univers abstraction faite du Soleil; enfin vient la chaleur interne propre à la masse même du globe terrestre. La température de l'espace, quoique très basse probablement (d'après Pouillet elle ne dépasserait pas 142" au-dessous de zéro), contribue à donner à la planète une chaleur fondamentale, indépendante de la chaleur du Soleil et de la chaleur propre que sa masse intérieure a conservée. Quant à la chaleur du Soleil, dont l'influence est si considérable sur les phénomènes de la vie végétale et animale à la surface de la Terre, dont les variations selon les latitudes, aux diverses époques de l'année, constituent l'infinie variété des saisons et des climats, Fourier a prouvé qu'elle ne peut rendre compte de l'accroissement de température qu'on observe dans les couches du sol, à mesure qu'on pénètre plus profondément au-dessous du point où règne une température invariable.

Cette chaleur interne de la Terre, qui va en croissant du point dont nous parlons, à raison de 1° centigrade par iO à 33 mètres de profondeur, est donc, selon toute vraisemblance, une chaleur d'origine. Mais les savants sont divisés sur la question de savoir si la Ici de l'accroissement est proportionnelle ou non à la profondeur : ils diffèrent aussi de vues sur les effets qui doivent résulter de cet accroissement. En admettant que cet accroissement soit indéfini, on trouverait, à4o ou 50 kilomètres de profondeur, une température telle que les matériaux les plus réfractaires seraient à l'état de fusion incandescente. Dans cette hypothèse, le noyau de la Terre, sauf une mince pellicule deo > kilomètres, serait donc à l'état fluide. D'autres savants ne croient pas que la partie solidifiée du globe soit aussi mince : ils évaluent l'épaisseur de la croûte au quart et même au tiers du rayon terrestre. Mais les uns et les autres s'accordent à considérer la chaleur intérieure de la Terre comme due à un état de fluidité primitive, état qui est admis par les géologues et qui s'accorde bien d'ailleurs avec la forme ellipsoïdale du globe.

Entre l'époque actuelle et celle où la masse tout entière de le Terre était fluide, où a commencé, sous l'influence d'un refroidissement gra-

duel et continu, la solidification de la première couche extérieure, combien B'est-il écou tainea de mille, de millions de siècles? Il • possible sans doute de répondre à cette question. Tout ce que l'on peut dire, c'est que cet imm intervalle de temps, nécessaire pour i'explii des formations géologiques, pour la succession des époques qui caractérisent les dépôts des di\ couches primaires, secondaires, tertiaires et quaternaires, n'est cependant qu'une fraction de l'histoire ancienne denotre planète. Cette histoire, dans son ensemble, ne forme qu'un des chapitres dit celle qui raconterait la formation intégrale du monde solaire. Or, cette dernière a été ébauchée par l'un des plus grands astronomes des temps modernes. Nous ne pouvons mieux terminer cet aperçu sommaire qu'en exposant ici, dans ses lignes principales, la magnifique synthèse due au génie de Laplace, en indiquant ensuite les modifications que les progrès de la science y ont apportées.

Voici d'abord le résumé de la théorie ou, en employant l'expression sous laquelle cette théorie est connue dans la science, de la cosmogonie de Laplace.

Si l'on remonte par la pensée à une époque éloignée de la nôtre par une série énorme de siècles, le monde solaire tout entier, ou, plus exactement, toute la matière qui en forme aujourd'hui les divers groupes, existait à l'état purement gazeux, ou, si l'on veut, sous la forme d'une immense nébuleuse, extraordinairement diffuse, ne présentant aucun indice de condensation. Dans un tel état, les molécules de la nébulosité sont assez éloignées les unes des autres pour que la force répulsive dont elles sont douées annule entièrement la force attractive qui, les faisant graà er les unes vers les autres, tendrait sans cela à les réunir en groupes.

Mais les siècles s'écoulent, la nébuleuse se refroidit peu à peu en rayonnant incessamment dans l'espace; l'action de la force répulsive diminue, et celle de l'attraction peut s'exercer de plus en plus; elle condense et rapproche en un ou plu* sieurs centres les diverses parties de la nébulosité diffuse.

La nébuleuse solaire a donc dû finir par présenter l'aspect d'un noyau lumineux enveloppé à une grande distance d'une sorte d'atmosphère gazeuse, de forme à peu près sphérique. Telles nous apparaissent dans l'espace les étoiles nébuleuses : on sait, en effet, que les astronomes considèrent ces derniers systèmes comme irréductibles en étoiles, ou si l'on veut comme des soleils simples, doubles ou multiples, environnés d'une nébulosité réelle, soit lumineuse par elle-même, soit illuminée par l'astre central.

A cette période de sa formation, le Soleil existait seul encore; les planètes et leurs satellites restaient confondues dans le sein de l'atmosphère. Mais la masse entière était douée d'un mouvement de rotation qui entraînait dans un même sens, soit les molécules du noyau, soit celles de la nébulosité. A un moment donné, les limites de cette dernière dépendaient de la distance à laquelle la force centrifuge, due au mouvement de rotation, était en équilibre avec la force centrale de gravitation. Ces limites changeaient elles-mêmes et se rapprochaient nécessairement du centre, sous l'influence d'un refroidissement continu, qui avait pour conséquence la diminution de volume de la nébulosité. De là. l'abandon d'une zone de vapeur condensée, à la distance des limites primitives.

Peu à peu l'atmosphère céleste dut abandonner ainsi une série de zones de vapeur de plus en plus rapprochées du centre, les unes et les autres se trouvant à fort peu près dans le plan de l'équateur général, c'est-à-dire où, pour la vitesse

TERRES